HD 149026 b | |
---|---|
HD 149026 b:n (harmaalla) kokovertailu Jupiterin ja Neptunuksen kanssa. |
|
Löytäminen | |
Löytäjä(t) | B. Sato, D. Fischer, G. Henry et al.[1] |
Löytöpäivä | 2005[2] |
Havaintomenetelmä(t) | Ylikulkumenetelmä[2] |
Tähden ominaisuudet | |
Tähden nimi | HD 149026 |
Tähden etäisyys Auringosta | 257 vv |
Tähden massa | 1,31 |
Tähden spektriluokka | G0 IV |
Tähden metallisuus | 200% - 260% |
Tähden luminositeetti | 2,72 |
Tähden ikä | (2,0 ± 0,8) × 109 |
Kiertoradan ominaisuudet | |
Isoakselin puolikas | 0,04288 ± 0,00033[2] AU |
Eksentrisyys | 0 |
Kiertoaika | 2,87589 ± 1.4e-06[2] vrk |
Inklinaatio | 85,3 ± 0,8[2]° |
Periastronin aika | 2.453.530,751 JD |
Fyysiset ominaisuudet | |
Massa | 0,356+0,011-0,013[2] MJ |
Säde | 0,718 ± 0,065[2] RJ |
Lämpötila | 2300 ± 200 K |
HD 149026 b on tähteä HD 149026 kiertävä eksoplaneetta. Tämä kuuma jupiter on massaltaan "kuuma saturnus". Se lienee menettänyt massastaan runsaasti sen keskustähden kuumentaessa sen kaasukehää ja aiheuttaessa kaasukehän karkaamista.
Planeetan massa ja säde ovat huomattavasti pienempiä kuin monen muun eksoplaneetan massa ja säde. Tietokonemalli ennustaa auringon ainekoostumukselle säteen 1,14 Jupiterin sädettä ja 20 maan massaiselle ytimelle 0,97 Jupiterin sädettä. Jos planeetta olisi jäätä, sen säde olisi 0,43 Jupiterin sädettä. Jos se olisi oliviinia, sen säde olisi 0,28 Jupiterin sädettä. Tästä päätellen planeetassa täytyy olla enemmän raskaita alkuaineita.
Tämä viittaa eksoplaneetan suhteellisen pitkään ikään, koska ajan mukana kaasua haihtuu tällaisesta kaasuplaneetasta pois. Tästä kuumasta jupiterista lähtee kaasua komeettamaisessa pyrstössä. Laskujen mukaan tähden raskaista alkuaineista (kivestä ja/tai jäästä tai vastaavista ei-kaasuista) koostuva ydin on huomattavasti suurempi kuin vaikkapa Jupiterin ja Saturnuksen ydin. Planeetan massa on lähellä Saturnuksen massaa. Uranuksessa ja Neptunuksessa on raskaita alkuaineita 90%, Saturnuksessa 25% ja Jupiterissa alle tai juuri 10%. Näin HD 149026b:n rakenne on jotain Saturnuksen ja Uranuksen väliltä.
Laskujen mukaan planeetan säde on ollut alussa 2-3 kertaa nykyistä suurempi 67 maan massaisella ytimellä. Jos nykyinen säde olisi hieman suurempi, ytimessä olisi silti oltava 50-60 Jupiterin massaa. Suuren ytimen sisältävän eksoplaneetan löytyminen tukee ajatusta, että planeetat ovat syntyneet kaasukiekosta kasautumalla. Tämän teorian mukaan nimittäin tätä planeettakuntaa edeltävässä oli raskaita aineita noin 2 kertaa enemmän, mikä tuotti teorian mukaan 1,3 auringon massaiselle tähdelle 3,7 kertaa suurempia ytimiä. Jupiterin ydin on 16,2 maan massaa. Teoria tuottaa juuri 60 tai 42 Jupiterin massaisen ytimen.
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
Tähdet |
β Her, ζ Her, δ Her, π Her, α1 Her, μ Her, η Her, ξ Her, γ Her, ι Her, ο Her, 109 Her, θ Her, τ Her, ε Her, ρ Her, 110 Her, σ Her, φ Her, 95 Her, 111 Her, 102 Her, λ Her, ν Her, 113 Her, ρ Her, ω Her, 113 Her, χ Her, 69 Her, 93 Her, υ Her, 68 Her, 52 Her, 30 Her, 29 Her, 42 Her, 60 Her, 106 Her, 95 Her, 98 Her, 104 Her, 32 Oph, κ Her, 51 Her, 99 Her, 87 Her, 5 Her, 101 Her, 107 Her, 70 Her, 43 Her, 90 Her, 45 Her, HD 148897, 96 Her, 59 Her, 105 Her, 53 Her, 2 Her, 54 Her, 82 Her, 72 Her, α2 Her, HD 155103, 112 Her, 9 Her, 89 Her, 47 Her, 74 Her, 25 Her, 83 Her, 108 Her, n Her, 78 Her, 73 Her, 16 Her, 4 Her, 50 Her, 84 Her, 10 Her, 79 Her, 37 Her, 100 Her, 21 Her, 77 Her, 100 Her, 39 Her, 56 Her, q Her, 8 Her, 61 Her, 63 Her, OP Her, 97 Her, κ Her, 57 Her, 34 Her, 49 Her, X Her, 41 Her, 48 Her, 14 Her, 49 Ser, 19 Her, U Her, 88 Her, 32 Her, 36 Her, HD 164922, 31 Her, 13 Her, HD 149026, HD 170469 |
---|---|
Eksoplaneetat |